Жұлдыз атмосфералары

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 5 бет
Таңдаулыға:

Жұлдыз атмосфералары

Сәулеленуі бізге тікелей келетін жұлдыз қабаттары жұлдыз атмосфералары деп аталады. Жұлдыз атмосфералары негізінен үш бөліктен (қабаттан) тұрады. Олар - фотосфера, хромсфера, тәж.

Фотосфера -жұлдыз атмосферасының ең төменгі жұқа қабаты. Ол бізге келетін энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен әлде қайда көп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера жұлдыздың көрнекі беті сияқты көрінеді. Күннің фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0, 1 атм.

: 7. 1 сурет - Температураның (Т), бейтарап сутегі концентрациясының(n) және еркін электрондардың (ne) фотосфера мен төменгі хромосферадағы үлестірілуі (h - км түріндегі биіктік) .

Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде болады (мысалы, натрий, калий, кальций) . Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, көбінесе бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі. Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік өсуімен тез азаяды, сондықтан күн атмосферасының сыртқы қабаттары өте сиретілген. Фотосфера затының температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән жұлдыз үшін минимальды болып табылады. Жоғарырақ жатқан қабаттарда (хромосферада) температура қайта өсе бастайды екен (7. 1 сурет) . Бұның себептері туралы кейін сөз болады. Сөйтіп, фотосфера - жұлдыздағы ең суық қабаты.

Хромосферада температураның өсуі байқалады.

Тәж - жұлдыз атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты. Хромосфера мен тәж арасында жұқа ауыспалы қабат жатыр, ода температура кенет (Күн үщін ~104 К-нен ~1 млн К-ге дейін) көтеріледі.

Қос жұлдыздар

Аспанда екі немесе бірнеше біріне-бірі жақын орналасқан жұлдыздар жиі кездеседі олардың кейбіреулері шын мәнінде бір-бірінен өте алыста орналасады және олардың физикалық сипаттамалары да түрліше болады. Олар тек аспан сферасындағы жақын нүктелерге проекцияланады, сол себепті оларды оптикалық қос жұлдыздар деп атайды. Бұлардан өзгеше, физикалық қос жұлдыздар деп атайтын жүйелер бар, олар ортақ динамикалық жүйе құрып тартылыс күйі нәтижесінде ортақ масса центр бойында арналады. Кейде үш немесе оданда көп жұлдыздардың бірігуіде бақыланады. Егер қос жұлдыздардың компонеттердің өзара алыс орналасады, яғни олар бөлектеніп көрінсе онда ондай жұлдыздарды визуалды жұлдыздар деп атайды. Кейбір тығыз орналасқан жұлдыздардың компонентері жекелей көрінбейді, олар тек фото түрде ғана ажыратылады (тұтылған айнымалы жұлдыздар) және түрде ажыратылады (спектірлі қос жұлдыздар) .

Қос жүйелердің жалпы сипаттамалары

Қос жұлдыздар табиғатта жиі кездеседі сондықтан ол зерттеу жұлдыздардың өзінің ғана емес жалпы жұлдыздар пайда болуы мен эволюциясының космогониялық проблемаларын шешуде де маңызды. Зерттеліп отырған жүйе оптикалық қос жұлдыз емес нағыз физикалық екендігіне көз жеткізу үшін ұзақ уақыт бақылаулар жүргізу керек. Жұлдыздардың физикалық жүйе екендігі олардың өздерінің қозғалысынан анғаруға болады. Қазіргі кезде онмыңдаған тығыз визуалды қос жұлдыздардың бар екендігі белгілі.

Қос жұлдыздар компаненттерінің қозғалысы Кеплер заңына сәйкес жүреді, яғни екі компанентте кеңістікте ортақ масса центіріне қатысты эллипстік орбиталар сызады. Егер бас жұлдыз қозғалмайды десек онда серік - жұлдыздың эксцентри/ситеті де кеплер заңына сәйкес алынады. Серігетін бас жұлдызды айнала саолыстырмалы қозғалысы орбитасының үлкен жарты осі екі жұлдыздың масса центіріне қатысты қозғалысы орбиталарының үлкен жұлдыздар остерінің энергиясына тең. Екінші жағынан, бұл екі эллипстің осьтерінің шамасы жұлдыздар массасына кері . егер бақылаудан салыстырмалы қозғалыс орбитасы белгілі болса онда белгілі өрнектірді пайдаланып қос жұлдыздар компаненттердің массаларының энергиясын анықтауға болады. Егер олардың орбиталарын жарты осьтерінің қатынасы белгілі болса, онда массалар қатынасында табуға болады, яғни әр бар жұлдыздың массасын жеке - жеке анықтауға болады. Қос жұлдызды зерттеудің маңыздылығының бірі осы,, яғни негізгі шамалардың бірі - жұлдыз массасын анықтау, ал масса арқылы жұлдыздың ішкі құрылысын және оның атмосферасын зерттеуге болады.

Визуалды қос жұлдыздар

Қосарлығы тек телескоп арқылы анықтайтын қос жұлдыздар - визуалда қос жұлдыздар деп атайды. Серік жұлдыздың бас жұлдызға қатысыты көрінетін орбитасын ұзақ уақыт бақылаулар арқылы анықталады. Бұл орбиталар эллипс пішінді болады.

Визуалджы қос жұлдыздың көрінетін орбитасы оның шын орбитасының жазықтыққа проекциясы болып табылады. Сондықтан орбитаның барлық элементтерін анықтау үшін ең алдымен еңкею бұрышын білу керек. Бұл бұрышта жұлдыздардың еңкеюі де көрінгенде ғана анықтауға болады. Егер еңкею бұрышы, периастр бойлығы болса, онда бұл элементтерді анықтау геометриялық есеп болып табылады. Орбитаның үлкен жарты осьінің шын мәнін а және а келесі өрнекпен байланысқан:

А және а бұрыштық өлшеммен анықталады.

Қазіргі кезде алпыс мыңнан аса визуалды қос жұлдыздар тіркелген. Бұлардың шамамен екі мың орбиталарының қозғалыстары анықталған.

Тұтылатын айнымалы жұлдыздар

Тұтылатын айнымалылар деп телескоппен ажыратылмайтын тығыз жұлдыздар жұбын айтады. Бұл жағдайда жарықтылығы жоғары жұлдыз - бас жұлдыз ал төменгі - серік жұлдыз болып табылады. Бұл жұлдыздардағы, мысалы Альго және Лираның В-сы жатады. Бас жұлдыздың серік жұлдызбен үнемі тұтымды нәтижесінде жұлдыздардың тұтылған айнымалыларының шамасы периодты түрде өзгеріп отырады.

Жұлдыздардың сәулелену ағынын уақыт бойынша өзгеруі жылтырлық қисығы деп атайды. Жұлдыздың ең аз көрінетін жұлдыздық шамасы кезіндегі уақыт мезеті - максимум кезеңі, ал тар жағдайдағысы - минимум кезеңі деп аталады.

Тұтылған айнымалы жұлдыздың жылтырлық қисығының сипаты боиынша қос жұлдыздың біреуінің екіншісіне қатысты орбита элементтерін анықтауға болады. Жылтырлақ қисығын мұқият зерттеу нәтижесінде тұтылған айнымалы жұлдыздар туралы келесі мәліметтер алынады:

1. Тұтылу сипаты бұрыштың еңкеюмен және жұлдыздың өлшемдерімен анықталады. i = 90 кезде тұтылу орталық болады.

2. Минимумдардың ұзақтығының негізінде компаненттердің R1 және R2 радиустарын табуға болады

3. Егер тұтылу толық болса, онда минимумдар тереңдігенің қатынасы жарықтық қатынасын анықтауға болады, ал егер радиустары белгілі болса онда Тэфф - лардың қатынасында анықтаймыз.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.